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ESTRELAS
FORMAÇÃO, VIDA E MORTE
JONATHAN T. QUARTUCCIO
Podemos contar cerca de 3000 estrelas a olho nu.
Mas esse valor não chega nem perto da quantidade de
estrelas em toda a nossa galáxia (algo entre 200 bilhões e
400 bilhões).
Mas as estrelas são todas iguais?
As estrelas são objetos distintos uns dos
outros. Suas propriedades observacionais
(massa, luminosidade, raio e temperatura)
nos fornecem essas diferenças.
10−1 MSol < MEstrela < 70MSol
10−4 LSol < LEstrela < 106 LSol
10−2 R Sol < R Estrela < 103 R Sol
103 K < Temperatura da Superfície < 105 K
Gliese 623
Massa 10 vezes menor que a do Sol
60000 mais fraca
25 anos-luz de distância
Pistol Star
Cerca de 100 a 200
massas Solares.
A nebulosa em torno
consiste de material
ejetado pela estrela.
25000 anos-luz de
distância
1911 – O dinamarquês Ejnar Hertzsprung fez um
gráfico relacionando a luminosidade da estrela
com as temperaturas que elas apresentavam.
1914 – O norte-americano Henry Norris Russel
faz um gráfico semelhante independente de
Hertzsprung, e obtém os mesmos resultados.
A maior parte de suas vidas, as estrelas permanecem na sequência principal. Isso
quer dizer que essas estrelas estão convertendo hidrogênio em hélio através de
reações nucleares.
O diagrama H-R nos fornece a relação entre a luminosidade de uma estrela com seu
raio e sua temperatura através da relação
𝐿~𝑅2 𝑇 4
A Classificação Espectral
O – Azul e Violeta
B – Branca e Azul
A – Branca
F – Branca e Amarela
G – Amarela
K – Laranja
M – Vermelha e Laranja
Intensidades diferentes levaram a
criação de subclasses de
classificação, enumeradas de 0 a 9.
Por exemplo: classe G6.
Como as estrelas se formam?
- No interior de nuvens
moleculares densas, gigantes
e frias.
- A nuvem começa a colapsar
devido a sua própria
gravidade.
- Gravidade mais intensa na
região central faz com que as
partes internas sejam mais
quentes que as externas.
- PV = nRT (aumenta T
aumenta P).
- “Duas” forças agindo na
estrela: pressão interna
(expansão) e gravitacional
(contração).
- Equilíbrio hidrostático.
Devido a existência de um equilíbrio hidrostático na estrela, podemos estuda-la através
de equações envolvendo fluidos (densidade 𝜌, pressão 𝑃, velocidade 𝑣, etc.). Se
analisarmos uma função, a sua derivada, movendo-se com velocidade 𝑣 ao longo de um
caminho, então fazemos isso através da derivada Lagrangiana (que pode ser aplicada a
qualquer estudo envolvendo fluido):
𝐷
𝜕
≡ +𝑣∙𝛻
𝐷𝑡 𝜕𝑡
A Equação de continuidade:
𝜕𝜌
+ 𝛻 ∙ 𝜌𝑣 = 0
𝜕𝑡
Essa equação nos fornece a razão da variação da densidade de massa em um
determinado elemento fluindo no gás. Se definirmos o volume específico como
𝑉 = 1/𝜌, teremos:
1 𝐷𝑉
=𝛻∙𝑣
𝑉 𝐷𝑡
A equação do movimento
𝜕𝑣
1
+ 𝑣 ∙ 𝛻 𝑣 + 2𝜔 × 𝑣 = − 𝛻𝑃 − 𝜔 × 𝜔 × 𝑟 + 𝑓
𝜕𝑡
𝜌
Aqui, 𝑓 representa as forças por unidade de massa. Podemos analisar
três maneiras onde temos uma contribuição dessas forças.
1° A gravidade
𝑔 = 𝛻𝜙𝐺
A densidade de massa obedece a Equação de Poisson
𝛻 2 𝜙𝐺 = −4𝜋𝐺𝜌
Onde 𝜙𝐺 é o potencial
Podemos expressar o termo da força centrífuga através do
potencial rotacional
1
𝜙𝑅 = − (𝜔 × 𝑟)²
2
𝛻 2 𝜙 = −4𝜋𝐺𝜌 + 2𝜔²
2° A força ocasionada pela presença de um campo magnético 𝐵
1
1
2
𝑓=−
𝛻𝐵 +
(𝐵 ∙ 𝛻)𝐵
8𝜋𝑐
4𝜋𝑐
3° A força ocasionada pelas fricções, ou forças de viscosidade.
As Estrelas T-Tauri
Objetos Herbig-Haro
O disco em torno de uma estrela em formação
vai sendo atraído em direção à estrela. Isso
aumenta a massa da estrela. Mas boa parte
desse material que cai na estrela também pode
ser lançado para fora dela em forma de jatos.
Esses jatos se movem com velocidade de cerca
de 300 quilômetros por segundo.
Os jatos aquecem a nebulosa em volta da
estrela.
Chamamos esses jatos de matéria de objetos
Herbig-Haro.
A Sequência Principal
- Fase T-Tauri apresenta contração lenta.
- Aumento da temperatura na região central.
- Após alguns milhões de anos, a temperatura na região central
atinge valor na ordem de 107 K.
- Reações nucleares envolvendo hidrogênio se iniciam.
Reações Nucleares
- Fissão Nuclear
𝑧𝑀 𝐴 → 𝑧1 𝑀 𝐴1 + 𝑧2 𝑀 𝐴2
- Fusão Nuclear
𝑧1 𝑀 𝐴1 + 𝑧2 𝑀 𝐴2 → 𝑧𝑀 𝐴
Uma estrela pode se formar a partir de uma região com
elementos mais pesados (como carbono, silício, etc.) ou
numa região contendo predominantemente hidrogênio.
Numa região com mais hidrogênio do que outros
elementos, temos o processo cadeia próton-próton. Se
temos elementos mais pesados, temos o processo ciclo
carbono-nitrogênio.
Permanência na Sequência Principal
Gigantes e Supergigantes
- PV = nRT
- Reações próton-próton diminuem o número de partículas na
região central das estrelas (logo a pressão diminui).
- Força gravitacional mais intensa.
- Aumento da luminosidade.
- O aumento na liberação de energia empurra o envoltório da
estrela para fora.
- Núcleo se contrai, atmosfera se expande. Temperatura diminui.
- Uma parte residual de hidrogênio (uma concha no núcleo) sofre
reações nucleares e a estrela volta a se expandir.
- Temperatura interna pode atingir 30000 K e a superfície 4000 K
(estrela fria).
- Cerca de 200 vezes maior que o tamanho original.
O Núcleo da Gigante Vermelha
À medida que o núcleo contrai, a densidade nessa região
aumenta. Mas o princípio da exclusão de Pauli, diz que dois
elétrons não podem ocupar simultaneamente estados
idênticos de energia.
Como a densidade é alta, todos os níveis de energia mais baixo
já estão ocupados. Então, na região central dessas estrelas os
elétrons estão degenerados. Temos a matéria degenerada.
Quando ela atinge esse estado, a matéria apresenta
peculiaridades:
- Níveis mais baixos de energia todos ocupados.
- Intensas explosões ocorrem no interior da estrela.
O fim da vida dessas estrelas gigantes dependem da massa que elas
possuem.
- Se M < 0.8MSol
- Contração muito lenta continua
- Temperatura central aumenta
- Superfície se expande (gigante se torna supergigante)
- Expansão contínua ejeta o envoltório da estrela pelo espaço
- A estrela se torna uma nebulosa planetária
- 0.8MSol < M < 3MSol
- Núcleo contrai e aquece bastante
- Núcleo sólido (hélio tipo metal)
- Ao atingir a temperatura central na ordem de 108 K, uma nova
reação nuclear surge
- Reação envolvendo Hélio (Triplo-Alfa)
-
Violenta explosão no interior da estrela
Núcleo se torna de gás hélio
Nova contração e novamente o processo Triplo-Alfa.
Núcleo de Carbono
Nebulosa Planetária
Destino do Sol
- 3MSol < M < 10MSol
- Formação de núcleo de carbono
- Núcleo continua a contrair e aquecer
- Temperatura na faixa 109 K inicia reações nucleares do carbono
- Núcleo sólido de carbono
- Explosão do núcleo (flash de carbono)
- A estrela pode, então, explodir sem deixar nenhuma estrela residual (Supernova
tipo II)
- A estrela explode mas deixa uma estrela residual (estrela de nêutrons)
- M > 10MSol
- Produção de elementos químicos mais pesados
- Se M > 20MSol
Estrelas de grande massa podem:
- Explodir sem deixar estrelas residuais
- Explodir e deixar uma estrela residual (estrela de nêutrons)
- Colapsar formando um buraco negro
TODO ELEMENTO PESADO QUE EXISTE NO UNIVERSO FORAM FABRICADOS
NO INTERIOR DE ALGUMA ESTRELA SUPERGIGANTE. EXISTIMOS PORQUE,
EM ALGUM MOMENTO, UMA ESTRELA DA NOSSA VIZINHANÇA EXPLODIU,
LANÇANDO O MATERIAL NECESSÁRIO PARA PRODUZIR O SISTEMA SOLAR.
As Estrelas Variáveis
- Após deixarem a sequência principal as
estrelas se tornam gigantes.
- A temperatura começa a variar ao longo do
tempo.
- Ao cruzar a chamada faixa de instabilidade
no diagrama H-R, a estrela muda seu
tamanho e luminosidade periodicamente.
- Mas como isso ocorre?
- Camadas em expansão.
- Liberação de energia armazenadas nas camadas.
- Essa liberação faz a superfície da estrela se expandir rapidamente
(ultrapassando a posição de equilíbrio).
- Em determinado momento, a força da gravidade detém a expansão.
- A estrela começa a contrair.
- Zonas de ionização são comprimidas (absorvem energia).
- A pressão interna aumenta.
- Nova fase de expansão.
Estrelas Variáveis Cefeidas
- Quando pulsam, mudam seu o seu raio em cerca de 5% a
10%.
- Cefeidas tipo I: possuem uma rica composição química
- Variam o brilho num período de 1 a 70 dias
- Cefeidas tipo II: podem variar o brilho em apenas 5 dias.
Estrelas Variáveis RR Lyrae
-
Variações luminosas em períodos mais curtos do que um dia.
Estrelas gigantes brancas (tipo A)
São mais velhas e tem mais massa que as Cefeidas
Embora variem, não estão na faixa de instabilidade do diagrama H-R
Variáveis Mira
- São estrelas de longos períodos de variação (80 a 1000 dias)
- São estrelas gigantes vermelhas e frias (superfície em torno de 3700 K)
Variáveis RV-Tauri
- São estrelas gigantes de tipo G e K
- Seus períodos variam de 40 a 220 dias
Estrelas Variáveis Eruptivas
- Tipo U Geminorum
- Ocorrem rápidas erupções
- Aumento de magnitude (5 ordens) em apenas uma noite
- Tipo R Coronae Borealis
- Pobres em hidrogênio
- Ricas em carbono
- Brilho diminui
Nebulosas Planetárias
Embora não pareça, a estrela
residual não é essa brilhante que
aparece na imagem. A estrela
residual, que originou essa
nebulosa, é a pequena e fraca
estrela que aparece logo acima da
estrela maior.
Limite de Chandrasekhar
Se uma estrela central de uma nebulosa planetária tem massa menor do
que 1,4 massas solares ela evolui, tornando-se cada vez mais degenerada
e finalmente se estabiliza como uma estrela anã branca.
Sirius-A e sua companheira anã
branca Sirius-B.
A Supernova
Estrelas supergigantes apresentam um núcleo de ferro e temperaturas
elevadas em seu centro. Essas altas temperaturas ocasionam a seguinte
reação:
Esse é o processe de fotodesintegração. Ele destrói tudo o que a estrela levou
a vida toda para construir. Isso ocasiona um colapso na estrela. O núcleo
alcança um tamanho de 10 quilômetros e uma densidade da ordem de 200
milhões de toneladas por centímetro cúbico. Ocorre a chamada degeneração
de nêutrons.
Todo o envoltório da estrela está caindo em direção ao centro. O material
externo da estrela irá ricochetear no núcleo endurecido (esse é o processor de
bounce). Esse ricochete ocasionará uma onda de choque para fora da estrela.
Ocorre a supernova!
Uma supernova do tipo I (Nova) ocorre em sistemas binários, onde uma estrela é uma
anã branca e a outra é uma gigante vermelha. A anã branca atrai matéria da gigante
vermelha, formando um disco de acréscimo. A matéria que vai caindo em direção à
anã branca vai aumentando a sua massa. Quando a massa supera o limite de
Chandrasekhar, a estrela colapsa.
Estrelas de Nêutrons
SGR 1900+1 é um poderoso Magnetar. Possui o campo
magnético mais intenso conhecido na nossa galáxia. Seu
campo magnético é cerca de 1 000 000 000 000 000 mais
intenso que o da Terra.
Os aglomerados
Comparando tamanhos
UY Scuti é considerada a
maior estrela já descoberta,
com um raio de 1708 ± 192
raios solares.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Lista_das_maiores_estrelas_conhecidas